ДЕДАЛ: АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ ПО СОСЕДНИМ ЗВЕЗДНЫМ СИСТЕМАМ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
H. R. MATTINSON | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Проект любой межзвездной миссии зависит от точной информации относительно астрономических данных, подходящих для целей миссии и руководства. Из-за больших различий в изданных астрономических данных это сообщение было собрано, чтобы дать стандартный набор данных, которые будут использоваться в планировании миссии Проекта британского Межпланетного Общества исследование Дедала. Это сообщение также содержит краткое описание астрономической терминологии и обсуждение соседних звездных систем, к расстоянию двадцати световых годов. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
1. ЗВЕЗДНЫЕ ОБЪЕКТЫ. Прежде, чем ОПИСАТЬ ОСНОВНЫЕ ПАРАМЕТРЫ соседних звезд, интересно размышлять над Вселенной в целом. Эта работа рассматривает звездные системы к двадцати световым годам от нашего Солнца, все же наше собственное Солнце - только часть обширной Галактики, названной Млечным путем. В Млечном пути есть приблизительно 1011 звезд, простирающихся через световых годов. Заметная Вселенная имеет заказ 10 миллиардов световых годов через. Поэтому, чтобы покрыть полный спектр объектов во Вселенной краткое описание главных типов даны в следующем тексте. В нашей Галактике, которая является спиралью, Солнце на расстоянии приблизительносветовых годов от галактического центра и приблизительно пятидесяти световых годов к северу от галактического самолета. Помимо единственных звезд наша Галактика состоит из многих двойных и многократных систем, которые скрепляются взаимной гравитационной привлекательностью. Есть два типа групп; шаровидный и галактический. Шаровидные тряпки имеют компактное круглое появление приблизительно одного миллиона звезд и происходят всюду по Галактике, включая Ореол. Галактические группы (открытые группы) расположены в самолете Галактики и появляются как разбросанные объекты. Помимо многократных систем наша Галактика, и другие, содержат, многие необычные звездные формирования, которые не могут быть классифицированы согласно нормальным звездным определениям. Они - цефеиды, Новинки и Сверхновые звезды, Планетарные Туманности. Подзатмевает и Звезды Волка-Rayel, цефеиды - яркие звезды, чей период переменной яркости и означают, что величина связана. Объяснение цефеид - саморазмножающаяся периодическая нация иона и перекомбинация гелия В атмосфере звезд, которая вызывает изменение в непрозрачности. Новинки и Суперновинки - объекты, которые подвергаются очень большим увеличениям м. величины ottt короткие промежутки времени. Величины увеличиваются в соответствии с заказами восемь - двадцать с энергией, испускаемой, будучи между 1043 и 1050 эргами. Планетарные Туманности - маленькие люминесцентные туманности, которые напоминают планетарные диски. Они состоят из горячих центральных звезд в белой карликовой стадии развития. Подкарликовые звезды исключают очень высокие скоростные звезды (относительно Солнца), имеют спектральный класс к М. и средней величине 2.0. Переменные звезды - звезды, яркость которых меняется в зависимости от времени. Изменения могут быть периодическими или нерегулярными, со струпьями времени минут к столетиям. Або другая переменная ярости аспектов, такая как радиальная скорость, температура и спектр. Есть в основном два класса: внешние и свойственные переменные. Внешнее изменение переменных из-за некоторого процесса, внешнего к звезде (например вращение, движение орбиты) и Свойственные переменные, изменяет betauae природы звезды. Белый затмевает искусство очень denw выродившиеся звезды спектрального класса B к Г со средней величиной меньше чем 10. Звезды волка-Rayet - ранние звезды эмиссии класса WN (последовательность азота) или WC (углеродистая последовательность) с очень высокими температурами и абсолютной величиной -4. Числовые данные по всем вышеупомянутым звездам типа могут быть найдены в Аллене [1]. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Так же как звезды, Галактика содержит облака газа и пыль. Газ в значительной степени расположен в спиральном оружии и счетах на приблизительно одну десятую массы Галактики, межзвездный газ, как полагают, является основным материалом для формирования звезды. Газовые концентрации называют туманностями, тогда как концентрации пыли упоминаются как темные облака. Газ может наблюдаться его поглотительными линиями, и пылью от межзвездного поглощения и покраснения света. Если в однородном газе, состоя главным образом из водорода, горячей формы звезды типа O-или B-, водород ионизирован. Таким образом сферическая область существует вокруг звезды только протонов и электронов, области HII. Внешняя среда состоит преобладающе из атомов и названа ПРИВЕТ область. HII нагрет процессом ионизации к 10.000°K, тогда как ПРИВЕТ остается в приблизительно 50°K. Эта высокая температура HII приводит к расширению области HII и сжатию ПРИВЕТ, система, являющаяся динамически непостоянным. После Spilzer пыль теперь называют межзвездными зернами и может наблюдаться эффектами легкого исчезновения, покраснением света, polarisation и рассеиванием. Первоначально полагалось, что нашей Галактикой была целая Вселенная, хотя спиральные и краткие туманности наблюдались, который, казалось, не был частью Галактики. Эти туманности - фактически другие Галактики. Считается, что есть 1010 галактик в заметной Вселенной с галактиками, являющимися заказа нескольких миллионов света, ягнятся обособленно. Есть четыре, греются типы галактики. Краткие Галактики, которые располагаются в форме от сферического (EO) к высоко сглаженным системам (E7) и являются очень несовершенными в межзвездном вопросе. Нормальные Спиральные Галактики, классифицированные как Sa, Сурьма, Sc согласно плотности спирали, Sa быть самой напряженной раной. Преграждённые Спиральные Галактики, которые подобны спиралям, за исключением того, что спирали происходят от люминесцентного бара, который колеблется между ядром. Они классифицированы как УПРАВЛЕНИЕ ПО ДЕЛАМ МАЛОГО ПРЕДПРИНИМАТЕЛЬСТВА к SBc. Заключительная группа под названием Нерегулярные Галактики, которая включает Сейфертовские Галактики, классифицирована как я или Irr. Большая часть галактик происходит в группах, наша собственная Галактика - член группы приблизительно двух участников дюжины, известных как Местная Группа, Иностранец [1] дает числовые данные по галактикам и Местной Группе. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
2. ЗВЕЗДНЫЕ РАССТОЯНИЯ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Из-за сравнительно обширных расстояний к самым близким звездам особенности звезд, такие как расстояние, скорость, sj2e температура и яркость должны быть получены из радиации, полученной от звезд. Первая информация, которая будет определена, является расстоянием к звездам. Метод, используемый для соседних звездных систем, является простым расширением метода триангуляции, используемой в рассмотрении. Одну форму trlangulation использование Луны и радиуса Земли называют геоцентрическим параллаксом. Это показывают в Свинье, 1. Полноценность этого метода очень ограничена из-за короткого основания, однако идея может быть расширена при использовании радиуса орбиты Земли вокруг Солнца. Это показывают в рис. 2. Этот метод дает heliocentric параллакс звезды и является всегда меньше чем одной секундой дуги, Если мы рассматриваем очень большой круг с центром S (звезда) и с радиусом r, как показано в рис. 3, пропорциональностью мы добираемся | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
то есть | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Изменение единиц, чтобы использовать p в секундах и очищая фактор 2 урожая π | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
С тех пор БЫТЬ равно 1 AU | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Поэтому, если мы определяем 1 парсек, как равный 206265 AU тогда, мы получаем обычный результат | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Таким образом парсек. просто расстояние, на котором звезда должна быть расположена, чтобы показать одну секунду параллакса, используя I AU как основание. Фактически термин парсек. сокращение этих двух параллаксов слов и секунда. Этот метод helio centric параллакса ограничен звездами в пределах 100 парсек. Дополнительный метод, используя звездную величину обсужден позже. Расстояния к самым близким звездам даны в Столе 1, ценности, получаемые из параллаксов, данных фургоном de Kamp [2] к 16 световым годам и tabic, закончили до 20 световых годов с параллаксами, взятыми от Аллена [1]. Рис. 6 и 7 показывают распределение спектральных классов с расстояниями от Солнца и радиальное распределение соседних звезд соответственно. Для звездных объектов далее чем 100 парсек. другие методы оценки расстояния используются. От анализа спектра объекта, в сравнении с наблюдаемыми очевидными величинами, может быть получена ценность расстояния. Этот метод, спектроскопический параллакс, является техникой, которая позволяет нам использовать переменные Ccpheid как стандартные свечи для звездного расстояния (этот метод упомянут в следующей секции); Другой метод - динамический параллакс, в котором разделение наборов из двух предметов используется, чтобы оценить расстояние. Светский параллакс - также дальнейший метод, который использует движение Солнца относительно фона, чтобы обеспечить основание для измерения параллакса. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
3. ЗВЕЗДНОЕ ДВИЖЕНИЕ Большинство звезд приводит очень немного доказательства движения все же | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Рис. 1. Геоцентрический параллакс | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Рис. 2. Параллакс Heliocentric | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Рис. 3. Звездные отношения расстояния. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Свинья. 4. Движение звезды относительно Солнца. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
большинство двигается в очень высокие скорости. Эти движения не легко очевидны вследствие очень больших расстояний обособленно. Надлежащее движение звезды (μ) является нормой, по которой ее положение в изменениях неба и измерен в терминах секунд дуги ежегодно. Надлежащее движение всех звезд к 20 световым годам дано в колонке восемь из Стола 1. В колонке восемь дано руководство надлежащего движения (θ) с севера к востоку как рассматривается в небе. Обычное | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
5. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
метод определения надлежащего движения звезды фотографией по очень длинным временным рамкам (годы, десятилетия, и т. д), чтобы определить маленькие изменения в положении. Наибольшее надлежащее движение, показанное звездой, составляет 10.31" / лет для Звезды Бернарда. Если расстояние к звезде известно, ее истинная скорость может быть переведена на скорость под прямым углом к лучу обзора и скорости вдоль луча обзора, которым скорость под прямым углом к лучу обзора называют тангенциальной скоростью (vt) и дана | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Тангенциальные и радиальные скорости звезды показывают в рис. 4. В рис. 4 звезда перемещает в руководство AB, тангенциальная скорость дана AC, и его радиальная скорость нашей эры. Радиальная скорость определена как компонент скорости, которая приезжает луч обзора наблюдателя, положительное перемещение далеко от Солнца. Радиальную скорость соседних звездных систем показывают в Столе I. Радиальная скорость может быть измерена непосредственно изменением Doppler спектральных линий звезды. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
4. ЗВЕЗДНАЯ ЯРКОСТЬ Наблюдая звезды первая очевидная особенность является их яркостью. Яркость звезд была сначала классифицирована Hipparchus во втором столетии до н. э. Он произвел первый реальный каталог звезд, показывая и положение и яркость голым глазом. От фотометрии мы знаем, что яркость объекта зависит от обратного квадрата расстояния от наблюдателя. Это подразумевает очевидную яркость, поскольку звезда, которая является еще дальше хотя более ярко, будет казаться, будет более слабой чем более близкий менее люминесцентный объект. Исторически, очевидная яркость была установлена на эмпирических наблюдениях, так что в итоге у нас есть отношения, | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
милливольт = очевидная визуальная величина = 2.5 log10 (яркость) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
где яркость находится в единицах таким образом, что милливольт = 0 внешней стороны вмешательство атмосферы Земли подразумевает яркость 2.54 x 10 "6 люксов. Логарифм используется, потому что у человеческого глаза есть логарифмический ответ на изменения в яркости. Увеличение энергии, произведенной фактором 100 регистров как увеличение величины 2.5 регистраций 100 то есть 5. Так же различие 10 величин представляет фактор Помимо того, чтобы быть зависящим от яркости, величина звезды также зависит от цвета (длина волны), то есть у красной звезды есть меньшая величина (или большая яркость) в красной области спектра чем в синих или желтых областях. По этой причине у очевидной величины могут быть следующие определения: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Фотографические величины (мили на галлон) измерены на так называемых "обычных" пластинах, спектральная чувствительность которых находится между 0.5 и 0.51 u. Таким образом они заинтересованы только с синим, фиолетовым и около ультрафиолетовой радиации. Ноль фотографического масштаба установлен по правлению Pickering's, которое заявляет что начало спектрального типа A0 и визуальная величина между 3,5 и 6.5 становившийся, в скупом, равный В фотографической величине к их визуальной величине. Фотовизуальные величины | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
очень подобны визуальному и почти равны, если нулевые пункты сделаны совпадающими. Чтобы стандартизировать определение величины, понятие абсолютной величины (M) было введено. Это определено как очевидная величина звезды, если Она была помещена на расстоянии 10 секунд паритета. от Земли, без поглощения. От предыдущих отношений, с космическое поглощение в величине (обычно видимый), исправленная величина mo определен как | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Это в свою очередь приводит к определениям модуля расстояния (м. - M) и исправленного модуля расстояния (m0 - M) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Променад они абсолютная величина может быть определен | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Абсолютная величина самых близких звезд дана в Столе 1. Прежде, чем оставить предмет звездной яркости цвет систем звезды должен быть обсужден. Как ранее упомянуто наблюдение за звездами может быть сделано в кроме видимой длины волны. Старая система, используя м. была теперь заменена U, B, V системами то есть. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Для большинство играет главную роль, ценности U, B и V, различны и различия между ними определенный как цветные индексы. U, B. V систем также включают более широкие определения, объясненные ранее. Оригинальный показатель цвета был определен как различие между фотографическим и фотовизуальными величинами. Этот показатель цвета дает первый признак цвета звезды и должен равняться нолю согласно правлению Pickering's для звезд A0 величины 6. Свойственный показатель цвета определен как ценности цветных индексов, независимых от поглощения. Это определение следует из цветной температуры звезды и ее градиента. Цветная температура звезды определена, поскольку температура черного тела в цвете соответствует с нею. Отношения между показателем цвета и цветной температурой могут быть определены опытным путем как | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Свойственный показатель цвета (B-V) 0 и цветную температуру для звезд против спектрального класса показывают в Столе 2. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
5. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ТИПЫ Определение химических элементов звезд это возможный посредством спектроскопии. Первый человек, который исследует спектр звезды, был Fraunhofer в его исследовании Солнца в 1814. Другие следовали с подобными эффектами, хотя не все начало привело к идентичным спектрам. В 1859 Kirchoff объяснил темные линии в спектре звезды и связал эти линии в случае Солнца к натрию элемента. Эта техника быстро развивалась, пока в настоящее время предмет не находится в справедливо передовой стадии, и методы спектроскопии модема используются, чтобы определить элементные особенности даже самого далекого заметного начала. Этот appearanc | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
6. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
TABLE2. Спектры Sttelar, абсолютные и bolomeiric величины, свойственный цвет и температура. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
из спектральных линий в спектре звезды имеет, приводят к классификации согласно их спектральному типу (Испания) то есть самые богатые элементы. Начало - это подарок, разделенный на 13 или 14 классов, каждый определяемый м. просто произвольной манеры одной из заглавных букв: Q. P. W, O. B. A. F. Г, K, М. R, N. S; II и искусство N иногда объединялся в единственном классе, определяемом C. Забывая Q, F и W, которые используются, чтобы представить новинки Больше и звезды VYolf-Rjyet соответственно, полезное, чтобы помнить заказ спектрального clawes: "O Быть Девочкой Плавучей льдины, Поцелуйте Меня Прямо сейчас - Вкус". В руководителе каждый класс в свою очередь разделен на 10 групп, которые являются ealed спектральными типами, каждый тип определяется цифрой 0.1,2....помещенный после заглавной буквы для класса. Десятичное подразделение не относится к классам, спектры которых, кажется, не формируют непрерывную последовательность (Q, P). Мы тогда отличаем типы, помещая после заглавной буквы для каждого класса строчная буква a, b, c...... Первоначально это также относилось к классам O и M., для которого десятичное подразделение не было принято до справедливо недавно, когда непрерывность различных типов стала очевидной. Чтобы направить внимание к некоторой особенности спектра, мы используем приставку или суффикс. Приставки: В “c” спектрах большинство линий очень прекрасны; звезды "g" - гиганты, "d" звезды, затмевает. Суффиксы: “n” определяет широкие и разбросанные (туманные) линии; “s” определяет хорошо определенные линии, не показывая тонкость отмеченный в соответствии с особенностью "c". Эта ярость суффиксов, обычно связанная с классами B и A. "e", обозначает, что присутствие линий эмиссии - класс, где они регулярно не ожидаются; “ev” определяет переменные линии эмиссии; “v”-fo для переменного спектра; "k" указывает присутствие межзвездных поглотительных линий Приблизительно +; "pec" сигнализирует тай факта, спектр содержит землю тай особенностей, чтобы удалить fl от класса, до которого это приложено; "pq" указывает спектральную особенность, подобную таковым из новинок. Существенные особенности различных спектральных классов показывают в СТОЛЕ 3 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
СТОЛ 3. Существенные особенности спектральных Классов | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Вышеупомянутое обсуждение - общее расстройство спектральных классов. Обработка этого расстройства известна как Классификация Гарварда. Это - классификация с одним параметром, и тот параметр связан с температурой звездной атмосферы, где спектральные линии произведены. Это - последствие факта, что спектральное разнообразие вызвано переменными условиями возбуждения и не химическим составом, и что температура - один из существенных факторов, которые управляют ionisalion и возбуждением атомов. Таким образом основанный на распределении энергии в непрерывном спектре звезды, классификация Гарварда O-B-A-F-G-K-M \ \| C S где C и классы S были соединены с Г и классами K соответственно. В начале двадцатого столетия два астронома, Hertsprung и Russell, Независимо исследовали отношения между поверхностной температурой звезды и Ее яркостью. Результаты их анализа обычно показывают графически, спектральный тип против абсолютной визуальной величины и известны как Hertzsprung-Russel (H-R) диаграмма. Диаграмму H. R. для самых близких звезд к 20 световым годам показывают в рис. 5, Как может быть замечен по этому числу, звезды формируют приблизительно две группы - главная последовательность, и затмевает (третью группу показывают - гиганты — только, чтобы закончить картину). Рассмотрение всего населения J тип играет главную роль, диаграмма H. R. становится более сложной с включением superginnts., подзатмевает, и белый затмевает. Как может быть замечен по рис. 5 есть определенное количество дисперсии индивидуальных Звезд вокруг принципиальных ветвей. Поскольку диаграмма генерала H. R эта дисперсия весьма значительна. Этот факт в из-за неуверенности в ценности абсолютных величин. От анализа H. R. изображают схематически Morgan. Kecnan и Keilman наблюдали факт это в пределах одного спектрального типа | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Рис. 5. Hertzsprung-Russel изображают схематически для соседних звездных объектов. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
абсолютная группа величин самостоятельно в хорошо определенные ценности, соответствующие различным звездным семьям. Они таким образом вводили идею класса яркости, классификация, известная как система MKK или две размерных системы Yerkes. Первый параметр - спектральный тип, который обычно является классификацией Гарварда; вторым - класс яркости, обозначенный Римской цифрой после символа для спектрального типа. Формат: la Самый люминесцентный supcrgiants фунт Менее люминесцентный superginnts II Ярких гигантов III Нормальных гигантов IV гигантов Sub V звезд Главной последовательности Система MKK только использовалась, чтобы определить звезды между 09 и M9. Подобный классификации Гарварда, система MKK основана на визуальной экспертизе спектрограмм а не на фотометрических измерениях. В 1944, W. Baade Вводил понятие, что наша Галактика (и другие) была составлена из звезд двух поселений, населения I и населения II. От анализа M31 (Andromeda) и его два компаньона (M32 и NGC 205), он показал сложную диаграмму H-R компаньонов, и центральные области M31 напоминали ту из шаровидной группы с самым ярким, являющимся красными супергигантами. По контрасту Ihe H-R диаграмма внешних областей M3I | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
напомненный та из галактической группы с самым умным существом главные звезды последовательности. Он назвал галактическое население типа группы, я играю главную роль и шаровидное население типа группы 11 звезд. Он нашел центральную область и область ореола нашей Галактики подобными центральной области M31 и был составлен из населения 11 звезд, пока диск был составлен из населения, я играю главную роль. Он также классифицировал T-Tauri. Переменные цефеиды и звезды Волка-Rayet как население я играю главную роль и отметил, что газ и пыль Галактики были преобладающе в области населения, я играю главную роль. R. R. Lyrae, Переменные Mira, Планетарные туманности, подзатмевает и новинки, которые он классифицировал как население II. Первоначально только положение использовалось в классификации, но теперь происхождение также рассматривают, то есть быстро движущиеся звезды к солнечной окрестности, возможно, сформировались к ореолу и следовательно быть населением II (например Звезда Барнарда). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
6. РАЗМЕР И ЭФФЕКТИВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА ЗВЕЗД Если можно измерить очевидный диаметр звезды с известным расстоянием r, то линейный диаметр | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
От этого уравнения очевидно, что очевидные звездные диаметры являются чрезвычайно маленькими и фактически, для главных звезд последовательности, заказа тысячных частей секунды дуги. Эти ценности Невозможны иметь размеры на даже наибольшем телескопе, и техника intarferometry обычно применяется. Другой метод, иногда используемый, зависит от наблюдения за краями вмешательства, когда звезда - occulted Луной. Третий метод - косвенный метод спектрофотометрии, который основан на сиянии звезды. Анализ основан на спектральном сиянии Звезды в ее известной температуре (Tc) (то есть пропорционален сиянию черного тела в Tc). Линейный диаметр звезды может быть определен от отношения расстояния звезды и очевидного диаметра к тому из Солнца, в. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Для Солнца, r0 = 1 AU и α0 = 1920". Эффективная температура (Teff или радиационная температура) звезды определена как температура черного тела, имеющего то же самое сияние полной энергии как звезда. Из Закона Stefan's мы знаем, что сияние полной энергии черного тела | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Где | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Таким образом будучи способным измерить сияние полной энергии звезды эффективная температура может быть определена. Сияние, чистое быть оцененной (a) при использовании очевидного диаметра a и очевидного bolometric МБ величины то есть. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
или (b) при использовании линейного диаметра 2R и абсолютный bolomctric МБ величины то есть. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Эффективные температуры и абсолютные bolomctric величины для главной последовательности начинаются, O5 к M8 показывают | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
7. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
в Tabic 2 радио соседнего stats включен, чтобы Поселить меня. Зная эффективную температуру и sbe звезды, яркость умирает, звезда может быть вычислена как | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
7. МАССА. ЯРКОСТЬ И ПЛОТНОСТЬ ЗВЕЗД Все знание, полученное о массах звезд, Является расширением Newtoo "s Закон Тяготения, чтобы удвоить звезды. От непрерывных наблюдений за видимой bmary системой может быть получена очевидная орбита этих двух звезд. Знание эпохи наблюдений приводит к определению относительной орбиты в месте, которое дает угловую ценность полуглавной оси эллипса, оригинальность e и склонность + я орбитального самолета на тангенсе самолета к астрономической сфере (признак это неопределенный, потому что два самолета, симметрические о самолете тангенса в том же самом пересечении с этим, дают в проектировании ту же самую очевидную орбиту). Линейная ценность полуглавной оси = гниет Таким образом из третьего закона Kepler, который мы получаем | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
где P - период революции и M1, и M2 - массы этих двух звезд. С фотографией возможно измерить каждый из этих двух компонентов относительно группы полевых звезд. Это позволяет определение центра тяжести системы, которой дают | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
где a1 и a2 - полуглавная ось двух орбит индивидуальных звезд. От этого отношение этих двух масс и наконец могут быть определены индивидуальные массы. Простая техника для визуальных наборов из двух предметов однако не работает на спектроскопические наборы из двух предметов. В этих звездах замечена только одна видимая звезда, но наблюдение за спектром показывает две отличных системы линий, которые колеблются с идентичной летучей мышью периодов с различными амплитудами с обеих сторон скупого. Эти колебания интерпретируются, поскольку периодическое изменение 0 в радиальной скорости этих двух смотрит. От анализа радиальной скорости оригинальность (e), ориентация (w) и проектирование полуглавной оси на луче обзора (грех 0 может быть определен. При замене в уравнение Kepler's только количества M1 sin3 я или M2 sin3 я могу быть определен. Определение радиальных скоростей визуальных наборов из двух предметов редко возможный из-за их очень маленькой ценности. Для немного играет главную роль, это было возможно; таким образом определение я и склонности индивидуальные массы может быть вычислено. Один из самых существенных результатов того, чтобы быть способным определить массы двойных звезд становится очевидным когда массы этих звезд подготовленный против их абсолютной величины. Это показывают для самого близкого начала В рис. 8. Это это очевидный, которые больше всего в этих звездах находятся в пределах узкой группы от слева направо. Это, которое Это назвало отношениями masa-яркости и наблюдательными результатами, было подтверждено теоретическим анализом. Это показывает, что вообще главные звезды последовательности следуют за отношениями, но с другой стороны отношения не держатся для белого, затмевает ot красные гиганты. Были многочисленные эмпирические отношения, определенные для массового-lumirtosiiy уравнения, но каждое простое приближение дано Алленом как | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Как только Маас-luminot отношениями был установлен, tt стал мной Стандартный дурак астрономии U. Это был possibl | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
СТОЛ 4. Радиус, массы заканчивают удельные веса tn главная последовательность. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Рис. 6. Спектральный тип и расстояние близких звездных систем. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
оценить массы звезд, вычисляя их абсолютную величину независимо от них являющийся частью двоичной системы счисления. Знание человека тогда определение плотности звезды это мягко | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
whare М. и R являются отношениями относительно солнечного человека и радиуса. Стол 4 показывает радиусы, массы и удельные веса Главных звезд Последовательности. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
8. ЗВЕЗДНОЕ ВРАЩЕНИЕ В спектроскопическом анализе звездных объектов, иногда спектральном расширении показа линий. Это, как думают, происходит из-за вращательной скорости звездного объекта Ihe. Высоко вращательные скорости происходят только в раннем O, B, A и звезды типа F. Например Altslr, как думают, вращается приблизительно в 260 km/s (в его экваторе). Super-gianti, переменные и затмевают, редко отражают вращение. В Анализе вращательной скорости должна быть включена Склонность звездной оси к линии света. Дальнейшая Информация относительно ttallar вращения может быть найдена в Крафт - бумаге [4] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Рис., 7. Распределение близких звездных систем. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Рис. 8. Отношения массовой яркости для соседнего slars. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
9. ОБСУЖДЕНИЕ МЕСТНЫХ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ В границе, приложенной сферой 20 радиусов световых годов от Солнца есть 87 видимых звезд. Они включают 46 единственных звезд, 16 наборов из двух предметов заканчивают 3 тройных системы, большинством которых Главная Последовательность. Есть также пять белых, затмевает, два из которых, Sirius A, B и Процион B, являются частью двоичных систем счисления. Ров главной информации относительно всех этих звезд дан в Столе 1. Чтобы разъяснить данные, содержавшиеся в Столе 1, Рис. 5,6,7 и 8 показывают отношения между абсолютной величиной, спектральным типом, расстоянием, распределением, массой и яркостью соседних звездных систем. Рис. 5 показывает диаграмму Heitziurung-Russell для соседних звездных систем. Из этого числа можно заметить, что большинство звезд принадлежит Главной Последовательности, остальные являющиеся белым затмевают. Чтобы закончить картину, приблизительная кривая, представляющая развитие гигантов и трех самых близких гигантов, совершала нападки включенный. Другой интересный факт от рис. 5 - число М. подарка звезд типа к соседним звездным системам. Рис. 6 показывает расстояние звездных систем против спектрального класса. Рис. 7 показывает распределение соседних звездных систем и интересен этому, это показывает приблизительные звездные великие миссии тура. Один такой возможный тур мог включать Sirius и Процион, звезды очень большой астрономической важности. Рис. 8 показов отношения между массой и яркостью для соседних систем. Как может быть замечен по этому числу, которое линейные отношения держат приблизительно, хотя есть много дисперсии для М. звезд типа. Работа Hoxie [5] рассматривает проблему определения циновок М. звезд типа. Многие очень полезные каталоги звезды перечислены в Перефутах. 16-20. Последний - часть работы компиляции Самолета | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
8. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Лаборатория Толчка (JPL) Астронавтика! Каталог Звезды, который я рекомендовал бы как ссылка номер один на соседних звездных системах. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
ССЫЛКИ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
1. C. W. Аллен, 'Astiopfeysfeal Quantities*. Я h ird выпуск. Пресса Athlonc, Университет Лондона, 1973. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
2. P фургон dc Kamp. Соседние звезды *, nn. Преподобный sttpnomv v\d Astrocytic* 9. 103- 3. J. Dufay. 'Введение в Астрофизику, Дувр, 1964. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
4. R. P. Крафт - бумага. 'Звездное вращение', в Звездной Астрономии, Vol я, Гордон и Нарушение, 1969. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
5. D. T. Hoxie. "Обедня без пения главная последовательность: сравнение между теорией и наблюдением'. Siron. заканчивает Astrophys. 3). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
6. Руководство британской Астрономической Ассоциации (Ежегодно). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
7. P. C. Keenan. 'Классификация звездных спектров. стр 78-122 В Основных Астрономических Данных. Издание. II! из Звезд и Систем StcHar; K, Xa. Берег (редактор). Университет Чикагской Прессы, 1963. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
8.. C. Jasehek. H. Condeand A-C. de Горная цепь, "Каталог звездных спектров классифицировал в системе Morgan-Kecnan'. Паб. Обсерватория Ла-Платы 2&. ( | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
9. R. E. Увядайте, М. М. McCanW и D. S. Evans, угловой диаметр лямбды acquaru*. Ap. J. 160, L181-LI84 (1970). | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
10. R-H. Коричневый цвет. 'Измерение звездных диаметров. Сборник изречений Мочит. из Астрономии и Астрофизики 6.13 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
11 C. E. Worhsy и A. L. Bchall. 'Орбита и масса визуального набора из двух предметов L726-S'./ls/ron-/. 78.650- | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
12. W. Cticso, "Каталог Соседних Звезд, VaoffeniUchungtn da пролив. Reclien Iristiutts Гейдельберг. 22.1969. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Стрелец и A. J. O'Donnell. Научное исследование близких звездных систем. Бумага НАУЧНОГО РАБОТНИКА Номер 71- | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
14. Это. Бранденбург.. 'Обзор межзвездных миссий. Технология Научно-исследовательского института ЕДИНОГО ВРЕМЕНИ. Записка. М. 30. Июль 1971. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
15. A. R. Maitin. Обнаружение MS evlrasolar планетарных систем 27.643-; 27.881-; 28.182- | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
16. A. J. Орудие и E. C. Pickering. Генри Draper 'Каталог'. Летопись Астрономической Обсерватории Университета Гарварда. Vols. 92- | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
17. B. Босс. "Общий Каталог Звезды для Эпохи 1950”. Институт Carnegie Вашингтона. Vols. 1-5.1937. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
18. A. Beevar. “Атлас Небес - II". Каталог 1950.0, Корпорация Публикации Неба, 1964. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
19. Smithsonian Astrophysicti Обсерватория, Атлас Звезд Ссылки и Не Звездных Объектов. Пресса Массачуссетского технологического института. 1969 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
20. J. W. Rhoads. 'Уменьшенный каталог звезды, содержащий 537 названных звезд. НАСА CR-124573 (JPL TM-33-50 |
Дедал: астрономические данные по соседним звездным системам
НЕ нашли? Не то? Что вы ищете?
